www.wikidata.uk-ua.nina.az

Зорі Вольфа Райє Зорі Во льфа Райє WR клас зір для яких характерні дуже висока температура й світність та наявність у сп

Зорі Вольфа — Райє

Зорі Во́льфа — Райє́ (WR) — клас зір, для яких характерні дуже висока температура й світність та наявність у спектрі широких смуг випромінювання водню, гелію, а також вуглецю, азоту й кисню в різних ступенях іонізації (NIII—NV, CIII—CIV, OIII—OV). Ширина цих смуг може досягати 100 Å, а випромінювання в них може в 10–20 разів перевищувати випромінювання на ділянках неперервного спектру.

Знімок туманності M1-67 навколо зорі Вольфа—Райє WR 124 (кольори несправжні). Космічний телескоп «Габбл».

Загальний опис Редагувати

Назву класу утворено від прізвищ двох французьких астрономів: Шарля Вольфа та Жоржа Райє, які 1867 року відкрили перші такі зорі.

Класичні зорі Вольфа — Райє (або зорі першої зоряної популяції) — це масивні зорі, які внаслідок еволюції повністю втратили свою зовнішню водневу оболонку; у їхніх ядрах відбувається ядерне горіння гелію або важчих елементів. Підтип зір Вольфа — Райє першої популяції, що має лінії водню в спектрі випромінювання, позначають WNh; це молоді, надзвичайно масивні зорі, в яких ще триває горіння водню у ядрі, в яких гелій та азот видимі на поверхні внаслідок сильного перемішування шарів та втрати маси через випромінення. В окрему групу зір зі спектром зір Вольфа — Райє виділяють центральні зорі планетарних туманностей (CSPNe), зорі, які під час свого перебування на головній послідовності були схожі на Сонце, але вже пройшли асимптотичне відгалуження гігантів, припинили ядерний синтез, скинули атмосферу й оголили вуглецево-кисневе ядро[джерело?][сумнівно — обговорити].

Усі зорі Вольфа — Райє є надзвичайно яскравими об'єктами внаслідок своєї високої температури — болометрична світність центральних зір планетарних туманностей у тисячі разів більша за світність Сонця; світність WR-зір першої популяції у сотні тисяч разів більша сонячної — та понад мільйон світності Сонця для зір[уточнити] — хоча вони не дуже яскраві у видимому спектрі, оскільки більшість їх випромінювання припадає на ультрафіолетовий діапазон.

Класифікація Редагувати

Зорі Вольфа — Райє поділяють на дві послідовності:

  • Азотну (WN), в якій домінують лінії азоту (підкласи: WN2–WN10). Температура поверхні становить від 30 000 K (для зір класу WN9) до майже 100 000 K (для WN ранніх класів).
  • Вуглецеву (WC), в якій переважають лінію вуглецю (WC4–WC10). Спектральні температури цих зір вищі: від 50 000 K (для WC9) до понад 100 000 K (для ранніх класів).

Вуглецева та азотна послідовності містять приблизно однакову кількість зір. Невелику кількість зір азотної послідовності, що мають досить потужні лінії вуглецю, виокремлюють у клас WN(C). Окремо виділяють також невелику кількість кисневих зір (WO). Невідомо, чим зумовлено поділ на послідовності — відмінностями у хімічному складі чи різницею в температурі й структурі зоряних атмосфер.

Розповсюдженість Редагувати

У сьомому каталозі зір Вольфа — Райє налічується 226 об'єктів. Їх виявлено як у Чумацькому Шляху, так і в інших галактиках.

Зорі Вольфа — Райє входять до складу видимих неозброєним оком кратних систем γ Вітрил[en] і θ Мухи[en]. Одна з наймасивніших відомих зір, R136a1 в емісійній туманності NGC 2070 також належить до цього класу.

Еволюція Редагувати

Достеменно відомо, що 20 зір Вольфа — Райє входять до складу подвійних систем. Вважається, що до складу подвійних систем належить щонайменше 40 % зір Вольфа — Райє Чумацького Шляху. Деякі зорі, які раніше вважали окремими, імовірно також є подвійними (із маломасивними супутниками, ~1M☉).

Зорі Вольфа — Райє інтенсивно втрачають речовину. Темп втрати маси становить 10−5–10−4 M☉ на рік (для порівняння — Сонце втрачає приблизно 10−14 своєї маси щороку). Швидкість витікання речовини — 1000—2000 км/с.

Остаточної ясності щодо походження зір типу Вольфа — Райє не досягнуто. Однак можна стверджувати, що в нашій Галактиці це гелієві залишки масивних зір, які скинули значну частину маси на якомусь етапі своєї еволюції.

Характеристика Редагувати

Об'єкти Вольфа — Райє включають класичні зорі Вольфа — Райє (WR), дуже масивні зорі (VMS), центральні зорі планетарних туманностей (CSPN) та наднові (SN). Маси WR зір варіюються у межах , а температури поверхні — щонайменше у межах 25 000—100 000 К. Переважно локалізуються в областях спіральних рукавів та зонах іонізованого водню. Кількість зір Вольфа — Райє в нашій Галактиці становить, за оцінками, від тисячі до двох тисяч об'єктів. Окрім того, центральні зорі в планетарних туманностях демонструють також властивості WR об'єктів, але з меншими масами () та світностями () із домінуванням вузьких ліній у спектрі.
WR зоря — масивна зоря з високим темпом втрати маси (перевищує ), що спричинено постійним потужним зоряним вітром. Підкачка енергії у зоряний вітер відбувається через процес фотоіонізації інтенсивним УФ випромінюванням, яке виходить з центрального джерела. Також формування емісійних ліній відбувається за рахунок рекомбінацій, ударних та зв'язано-зв'язаних переходів. Зорі WR мають тривалість життя, як правило, не більше років, тобто 10 % від тривалості життя зір класу O. В ядрах багатих на гелій зір підкласу WN відбувається горіння водню, а в ядрах багатих на вуглець зір WC горить гелій.

Першим каталогом WR зір був каталог Кемпбелла 1884 року, який налічував 55 об'єктів. Нині, сучасний каталог Galactic Wolf Rayet Catalogue v1.20 (січень, 2018[відсутнє в джерелі]) включає 656 об'єктів.

Базові спостережувані характеристики Редагувати

Спектр в глобальному WR зір характеризують двома параметрами: ефективною температурою поверхні , параметром густини вітру . Перший параметр визначається через закон Стефана-Больцмана: , де  — світність,  — радіус зорі, = 5.67 10−8 Вт/(м2 К4) — стала Стефана — Больцмана. На практиці, визначається з характеристик спектральних ліній шляхом розв'язування рівняння іонізаційної рівноваги. Другий параметр: , де  — темп втрати маси,  — кінцева швидкість вітру,  — радіус ядра. Для визначення темпу втрати маси використовують наступне співвідношення, яке зв'язує спостережуваний потік електромагнітного випромінювання в радіодіапазоні (в Янських) власне з втратою речовини

де  — це відстань до WR зорі в кпк,  — середній заряд іонів,  — середня маса іонів (в а. о. м.),  — кількість електронів на один іон,  — частота в Гц та  — фактор Гаунта для вільно-вільних переходів. Це співвідношення і застосовують для потоку в інфрачервоній ділянці спектру з підстановкою швидкості меншою критичною, а також для ліній на оптичній та УФ ділянках. Вважається, що лінійна поляризація непевного спектра гарячих зір обумовлена розсіюванням фотонів зоряного походження на електронах у навколишньому середовищі, але, крім того, також додається вплив міжзоряного середовища.

Для характеристики ефективності втрати маси (як і число Рейнольдса у турбулентних течіях) застосовують так званий безрозмірний параметр продуктивності вітру , як відношення імпульсу течії до імпульсу повного поглинання фотонів: c — швидкість світла. Для зір класу O цей параметр не перевищує одиниці, а для WR зір доходить до ста. Значення більше одиниці вказує на багаторазове розсіяння фотонів, що призводить до передачі енергії вітру.

Більшість WR зір, окремих або подвійних, є тепловими рентгенівськими тепловими джерелами. Частка рентгенівського випромінювання для окремої зорі становить від загальної світності. Розігрів газу у вітрі до температур до  К відбувається за рахунок радіаційної нестійкості. Нагрів газу у подвійних системах є наслідком взаємодії вітрів від компонентів системи, що проявляється в періодичній змінності блиску в рентгенівській ділянці.

Лише чверть WR у вибраному діапазоні галактичних довгот асоціюється зі зоряними скупченнями та/або зонами H II. Розглядаючи весь Чумацький Шлях, 27 % зір WR згруповані у скупчення.

Металічність Редагувати

Обертання мало вплив на еволюцію масивних зір при високій металічності, тому що швидкість обертання та ефективність процесу змішування сповільнюється через збільшення маси зоряних вітрів і втрати кутового моменту, і ці зорі стають зорями WR, коли гелій в їх центрі запалюється. Однак втрата маси, викликана сповільненням, яке зупиняє ефективне обертальне змішування, зменшується при меншій металічності. Масивні зорі зі швидким обертанням легко можуть перетворюватися на WR внаслідок дії механізму хімічно однорідної еволюції. Модель оптично товстих вітрів від зір Вольфа — Райє дає наступну пропорційність втрати маси від світності та металічності : з та .

Причому ці показники не залежать суттєвим чином від кінцевої швидкості зоряного вітру .

Аналіз першої події детектування гравітаційних хвиль GW150914 дав чималі маси чорних дір, що вказує на те, що вони сформувалися з об'єктів із низькою металічністю . А зорі з нижчим , мають менший темп сповільнення обертання, а значить більше поточне значення швидкості обертання. Це є ключовим аспектом розуміння еволюції одиничних та подвійних масивних зір до колапсу.

Див. також Редагувати

Джерела Редагувати

  1. ↑ Paul A Crowther (2007). . Annual Review of Astronomy & Astrophysics 45: 177–219. Архів оригіналу за 10 червня 2016. Процитовано 19 квітня 2012.  (англ.)
  2. ↑ Вольфа—Райє // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 84—85. — ISBN 966-613-263-X.
  3. ↑ А.М. Черепащук. Вольфа-Райе звёзды // Физика космоса : [ ][рос.] : Маленькая энциклопедия / Главный редактор: Р.А. Сюняев ; Редакционная коллегия: Ю.Н. Дрожжин-Лабинский, Я.Б. Зельдович, В.Г. Курт, Р.3. Сагдеев. — Москва : Советская энциклопедия, 1986. — Предисловие к электронной версии 2-го издания энциклопедии «Физика космоса» 6 июля 2004 года.
  4. van der Hucht, К.А. (2001). The VIIth catalogue of galactic Wolf-Rayet stars. New Astronomy Reviews 45: 135–232. doi:10.1016/S1387-6473(00)00112-3. 
  5. Vink J. S. (2015). The True origin of Wolf-Rayet stars. arXiv:1510.00227. 
  6. Crowther P.A. (2008). Properties of Wolf-Rayet Stars. Massive Stars as Cosmic Engines Proceedings IAU Symposium No. 250. 
  7. Crowther P.A. (1 Sep 2015). Wolf-Rayet content of the Milky Way. arXiv:1509.00495. 
  8. ↑ Murdin P. (2001). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bristol: IOP Publishing and London: Nature Publishing. ISBN 0333750888. 
  9. Rosslowe C. K.; Crowther P. A. (2017). A deep near-infrared spectroscopic survey of the Scutum-Crux arm for Wolf-Rayet stars. arXiv:1708.03582. doi:10.1093/mnras/stx2103. 
  10. Cui Zh.; Wang Zh.; Lu G.; Chen H.; Han Zh. (2018). A Study of Wolf-Rayet Stars Formed via Chemically Homogeneous Evolution. arXiv:1805.08397. 
  11. Graefener G.; Owocki S. P.; Grassitelli L.; Langer N. (2017). On the optically-thick winds of Wolf-Rayet stars. Astronomy & Astrophysics 608 (A34). arXiv:1710.04543. 
  12. Vink J. S.; Harries T. J. (2017). Wolf-Rayet spin at low metallicity and its implication for Black Hole formation channels. Astronomy & Astrophysics 603 (A120). arXiv:1703.09857. 

Література Редагувати

  • Paul A Crowther (2007). . Annual Review of Astronomy & Astrophysics 45: 177–219. Архів оригіналу за 10 червня 2016. Процитовано 19 квітня 2012.  (англ.)


Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її.
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
Zori Vo lfa Rajye WR klas zir dlya yakih harakterni duzhe visoka temperatura j svitnist ta nayavnist u spektri shirokih smug viprominyuvannya vodnyu geliyu a takozh vuglecyu azotu j kisnyu v riznih stupenyah ionizaciyi NIII NV CIII CIV OIII OV Shirina cih smug mozhe dosyagati 100 A a viprominyuvannya v nih mozhe v 10 20 raziv perevishuvati viprominyuvannya na dilyankah neperervnogo spektru Znimok tumannosti M1 67 navkolo zori Volfa Rajye WR 124 kolori nespravzhni Kosmichnij teleskop Gabbl Zmist 1 Zagalnij opis 2 Klasifikaciya 3 Rozpovsyudzhenist 4 Evolyuciya 5 Harakteristika 5 1 Bazovi sposterezhuvani harakteristiki 5 2 Metalichnist 6 Div takozh 7 Dzherela 8 LiteraturaZagalnij opis RedaguvatiNazvu klasu utvoreno vid prizvish dvoh francuzkih astronomiv Sharlya Volfa ta Zhorzha Rajye yaki 1867 roku vidkrili pershi taki zori 1 Klasichni zori Volfa Rajye abo zori pershoyi zoryanoyi populyaciyi ce masivni zori yaki vnaslidok evolyuciyi povnistyu vtratili svoyu zovnishnyu vodnevu obolonku u yihnih yadrah vidbuvayetsya yaderne gorinnya geliyu abo vazhchih elementiv Pidtip zir Volfa Rajye pershoyi populyaciyi sho maye liniyi vodnyu v spektri viprominyuvannya poznachayut WNh ce molodi nadzvichajno masivni zori v yakih she trivaye gorinnya vodnyu u yadri v yakih gelij ta azot vidimi na poverhni vnaslidok silnogo peremishuvannya shariv ta vtrati masi cherez viprominennya V okremu grupu zir zi spektrom zir Volfa Rajye vidilyayut centralni zori planetarnih tumannostej CSPNe zori yaki pid chas svogo perebuvannya na golovnij poslidovnosti buli shozhi na Sonce ale vzhe projshli asimptotichne vidgaluzhennya gigantiv pripinili yadernij sintez skinuli atmosferu j ogolili vuglecevo kisneve yadro dzherelo sumnivno obgovoriti Usi zori Volfa Rajye ye nadzvichajno yaskravimi ob yektami vnaslidok svoyeyi visokoyi temperaturi bolometrichna svitnist centralnih zir planetarnih tumannostej u tisyachi raziv bilsha za svitnist Soncya svitnist WR zir pershoyi populyaciyi u sotni tisyach raziv bilsha sonyachnoyi ta ponad miljon svitnosti Soncya dlya zir utochniti hocha voni ne duzhe yaskravi u vidimomu spektri oskilki bilshist yih viprominyuvannya pripadaye na ultrafioletovij diapazon Klasifikaciya RedaguvatiZori Volfa Rajye podilyayut na dvi poslidovnosti 2 Azotnu WN v yakij dominuyut liniyi azotu pidklasi WN2 WN10 Temperatura poverhni stanovit vid 30 000 K dlya zir klasu WN9 do majzhe 100 000 K dlya WN rannih klasiv Vuglecevu WC v yakij perevazhayut liniyu vuglecyu WC4 WC10 Spektralni temperaturi cih zir vishi vid 50 000 K dlya WC9 do ponad 100 000 K dlya rannih klasiv Vugleceva ta azotna poslidovnosti mistyat priblizno odnakovu kilkist zir Neveliku kilkist zir azotnoyi poslidovnosti sho mayut dosit potuzhni liniyi vuglecyu viokremlyuyut u klas WN C Okremo vidilyayut takozh neveliku kilkist kisnevih zir WO 2 1 Nevidomo chim zumovleno podil na poslidovnosti vidminnostyami u himichnomu skladi chi rizniceyu v temperaturi j strukturi zoryanih atmosfer 3 Rozpovsyudzhenist RedaguvatiU somomu katalozi zir Volfa Rajye nalichuyetsya 226 ob yektiv 4 Yih viyavleno yak u Chumackomu Shlyahu tak i v inshih galaktikah Zori Volfa Rajye vhodyat do skladu vidimih neozbroyenim okom kratnih sistem g Vitril en i 8 Muhi en Odna z najmasivnishih vidomih zir R136a1 v emisijnij tumannosti NGC 2070 takozh nalezhit do cogo klasu Evolyuciya RedaguvatiDostemenno vidomo sho 20 zir Volfa Rajye vhodyat do skladu podvijnih sistem 2 Vvazhayetsya sho do skladu podvijnih sistem nalezhit shonajmenshe 40 zir Volfa Rajye Chumackogo Shlyahu 1 Deyaki zori yaki ranishe vvazhali okremimi imovirno takozh ye podvijnimi iz malomasivnimi suputnikami 1M 3 Zori Volfa Rajye intensivno vtrachayut rechovinu Temp vtrati masi stanovit 10 5 10 4 M na rik dlya porivnyannya Sonce vtrachaye priblizno 10 14 svoyeyi masi shoroku Shvidkist vitikannya rechovini 1000 2000 km s 1 Ostatochnoyi yasnosti shodo pohodzhennya zir tipu Volfa Rajye ne dosyagnuto Odnak mozhna stverdzhuvati sho v nashij Galaktici ce geliyevi zalishki masivnih zir yaki skinuli znachnu chastinu masi na yakomus etapi svoyeyi evolyuciyi 3 Harakteristika RedaguvatiOb yekti Volfa Rajye vklyuchayut klasichni zori Volfa Rajye WR duzhe masivni zori VMS centralni zori planetarnih tumannostej CSPN ta nadnovi SN 5 Masi WR zir variyuyutsya u mezhah 5 60 M displaystyle 5 60 M odot nbsp a temperaturi poverhni shonajmenshe u mezhah 25 000 100 000 K Perevazhno lokalizuyutsya v oblastyah spiralnih rukaviv ta zonah ionizovanogo vodnyu Kilkist zir Volfa Rajye v nashij Galaktici stanovit za ocinkami vid tisyachi do dvoh tisyach ob yektiv Okrim togo centralni zori v planetarnih tumannostyah demonstruyut takozh vlastivosti WR ob yektiv ale z menshimi masami lt 1 M displaystyle lt 1 M odot nbsp ta svitnostyami lt 3 10 4 L displaystyle lt 3 cdot 10 4 L odot nbsp iz dominuvannyam vuzkih linij u spektri WR zorya masivna zorya z visokim tempom vtrati masi perevishuye 10 5 M y r 1 displaystyle 10 5 M odot yr 1 nbsp sho sprichineno postijnim potuzhnim zoryanim vitrom Pidkachka energiyi u zoryanij viter vidbuvayetsya cherez proces fotoionizaciyi intensivnim UF viprominyuvannyam yake vihodit z centralnogo dzherela Takozh formuvannya emisijnih linij vidbuvayetsya za rahunok rekombinacij udarnih ta zv yazano zv yazanih perehodiv Zori WR mayut trivalist zhittya yak pravilo ne bilshe 10 5 displaystyle 10 5 nbsp rokiv tobto 10 vid trivalosti zhittya zir klasu O V yadrah bagatih na gelij zir pidklasu WN vidbuvayetsya gorinnya vodnyu a v yadrah bagatih na vuglec zir WC gorit gelij 6 Pershim katalogom WR zir buv katalog Kempbella 1884 roku yakij nalichuvav 55 ob yektiv Nini suchasnij katalog Galactic Wolf Rayet Catalogue v1 20 sichen 2018 vidsutnye v dzhereli vklyuchaye 656 ob yektiv 7 Bazovi sposterezhuvani harakteristiki Redaguvati Spektr v globalnomu WR zir harakterizuyut dvoma parametrami 8 efektivnoyu temperaturoyu poverhni T e f f displaystyle T eff nbsp parametrom gustini vitru W r displaystyle W rho nbsp Pershij parametr T e f f displaystyle T eff nbsp viznachayetsya cherez zakon Stefana Bolcmana L 4 p R 2 s T e f f 4 displaystyle L 4 pi R 2 sigma T eff 4 nbsp de L displaystyle L nbsp svitnist R displaystyle R nbsp radius zori s displaystyle sigma nbsp 5 67 10 8 Vt m2 K4 stala Stefana Bolcmana Na praktici T e f f displaystyle T eff nbsp viznachayetsya z harakteristik spektralnih linij shlyahom rozv yazuvannya rivnyannya ionizacijnoyi rivnovagi Drugij parametr W r M V R C 3 2 displaystyle W rho left frac dot M V infty right R C 3 2 nbsp de M displaystyle dot M nbsp temp vtrati masi V displaystyle V infty nbsp kinceva shvidkist vitru R C displaystyle R C nbsp radius yadra Dlya viznachennya tempu vtrati masi vikoristovuyut nastupne spivvidnoshennya 8 yake zv yazuye sposterezhuvanij potik elektromagnitnogo viprominyuvannya S n displaystyle S nu nbsp v radiodiapazoni v Yanskih vlasne z vtratoyu rechovini M displaystyle dot M nbsp S n 23 2 M z V m 4 3 g g n d 3 2 3 displaystyle S nu 23 2 left frac dot M z V infty mu right 4 3 left frac gamma g nu d 3 right 2 3 nbsp de d displaystyle d nbsp ce vidstan do WR zori v kpk z displaystyle z nbsp serednij zaryad ioniv m displaystyle mu nbsp serednya masa ioniv v a o m g displaystyle gamma nbsp kilkist elektroniv na odin ion n displaystyle nu nbsp chastota v Gc ta g displaystyle g nbsp faktor Gaunta dlya vilno vilnih perehodiv Ce spivvidnoshennya i zastosovuyut dlya potoku v infrachervonij dilyanci spektru z pidstanovkoyu shvidkosti menshoyu kritichnoyu a takozh dlya linij na optichnij ta UF dilyankah Vvazhayetsya sho linijna polyarizaciya nepevnogo spektra garyachih zir obumovlena rozsiyuvannyam fotoniv zoryanogo pohodzhennya na elektronah u navkolishnomu seredovishi ale krim togo takozh dodayetsya vpliv mizhzoryanogo seredovisha Dlya harakteristiki efektivnosti vtrati masi yak i chislo Rejnoldsa u turbulentnih techiyah zastosovuyut tak zvanij bezrozmirnij parametr produktivnosti vitru h displaystyle eta nbsp yak vidnoshennya impulsu techiyi do impulsu povnogo poglinannya fotoniv h M V L c displaystyle eta left frac dot M V infty L c right nbsp c shvidkist svitla Dlya zir klasu O cej parametr ne perevishuye odinici a dlya WR zir dohodit do sta Znachennya bilshe odinici vkazuye na bagatorazove rozsiyannya fotoniv sho prizvodit do peredachi energiyi vitru 8 Bilshist WR zir okremih abo podvijnih ye teplovimi rentgenivskimi teplovimi dzherelami Chastka rentgenivskogo viprominyuvannya dlya okremoyi zori stanovit 10 7 displaystyle 10 7 nbsp vid zagalnoyi svitnosti Rozigriv gazu u vitri do temperatur do 10 6 10 7 displaystyle 10 6 10 7 nbsp K vidbuvayetsya za rahunok radiacijnoyi nestijkosti Nagriv gazu u podvijnih sistemah ye naslidkom vzayemodiyi vitriv vid komponentiv sistemi sho proyavlyayetsya v periodichnij zminnosti blisku v rentgenivskij dilyanci 8 Lishe chvert WR u vibranomu diapazoni galaktichnih dovgot asociyuyetsya zi zoryanimi skupchennyami ta abo zonami H II Rozglyadayuchi ves Chumackij Shlyah 27 zir WR zgrupovani u skupchennya 9 Metalichnist Redaguvati Obertannya malo vpliv na evolyuciyu masivnih zir pri visokij metalichnosti tomu sho shvidkist obertannya ta efektivnist procesu zmishuvannya spovilnyuyetsya cherez zbilshennya masi zoryanih vitriv i vtrati kutovogo momentu i ci zori stayut zoryami WR koli gelij v yih centri zapalyuyetsya Odnak vtrata masi viklikana spovilnennyam yake zupinyaye efektivne obertalne zmishuvannya zmenshuyetsya pri menshij metalichnosti Masivni zori zi shvidkim obertannyam legko mozhut peretvoryuvatisya na WR vnaslidok diyi mehanizmu himichno odnoridnoyi evolyuciyi 10 Model optichno tovstih vitriv vid zir Volfa Rajye daye nastupnu proporcijnist vtrati masi vid svitnosti L displaystyle L nbsp ta metalichnosti Z displaystyle Z nbsp M L d Z g displaystyle dot M propto L delta Z gamma nbsp z d 1 3 displaystyle delta 1 3 nbsp ta g 0 8 1 0 displaystyle gamma 0 8 1 0 nbsp Prichomu ci pokazniki ne zalezhat suttyevim chinom vid kincevoyi shvidkosti zoryanogo vitru V displaystyle V infty nbsp 11 Analiz pershoyi podiyi detektuvannya gravitacijnih hvil GW150914 dav chimali masi chornih dir sho vkazuye na te sho voni sformuvalisya z ob yektiv iz nizkoyu metalichnistyu Z displaystyle Z nbsp A zori z nizhchim Z displaystyle Z nbsp mayut menshij temp spovilnennya obertannya a znachit bilshe potochne znachennya shvidkosti obertannya Ce ye klyuchovim aspektom rozuminnya evolyuciyi odinichnih ta podvijnih masivnih zir do kolapsu 12 Div takozh RedaguvatiNadnova Planetarna tumannistDzherela Redaguvati a b v g Paul A Crowther 2007 Physical Properties of Wolf Rayet Stars Annual Review of Astronomy amp Astrophysics 45 177 219 Arhiv originalu za 10 chervnya 2016 Procitovano 19 kvitnya 2012 angl a b v Volfa Rajye Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 84 85 ISBN 966 613 263 X a b v A M Cherepashuk Volfa Raje zvyozdy Fizika kosmosa ros Malenkaya enciklopediya Glavnyj redaktor R A Syunyaev Redakcionnaya kollegiya Yu N Drozhzhin Labinskij Ya B Zeldovich V G Kurt R 3 Sagdeev Moskva Sovetskaya enciklopediya 1986 Predislovie k elektronnoj versii 2 go izdaniya enciklopedii Fizika kosmosa 6 iyulya 2004 goda van der Hucht K A 2001 The VIIth catalogue of galactic Wolf Rayet stars New Astronomy Reviews 45 135 232 doi 10 1016 S1387 6473 00 00112 3 Vink J S 2015 The True origin of Wolf Rayet stars arXiv 1510 00227 Crowther P A 2008 Properties of Wolf Rayet Stars Massive Stars as Cosmic Engines Proceedings IAU Symposium No 250 Crowther P A 1 Sep 2015 Wolf Rayet content of the Milky Way arXiv 1509 00495 accessdate vimagaye url dovidka a b v g Murdin P 2001 Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics Bristol IOP Publishing and London Nature Publishing ISBN 0333750888 Rosslowe C K Crowther P A 2017 A deep near infrared spectroscopic survey of the Scutum Crux arm for Wolf Rayet stars arXiv 1708 03582 doi 10 1093 mnras stx2103 Cui Zh Wang Zh Lu G Chen H Han Zh 2018 A Study of Wolf Rayet Stars Formed via Chemically Homogeneous Evolution arXiv 1805 08397 Graefener G Owocki S P Grassitelli L Langer N 2017 On the optically thick winds of Wolf Rayet stars Astronomy amp Astrophysics 608 A34 arXiv 1710 04543 Vink J S Harries T J 2017 Wolf Rayet spin at low metallicity and its implication for Black Hole formation channels Astronomy amp Astrophysics 603 A120 arXiv 1703 09857 Galactic Wolf Rayet Catalog Arhivovano 6 zhovtnya 2021 u Wayback Machine Katalog galaktichnih ob yektiv Volfa RajyeLiteratura RedaguvatiPaul A Crowther 2007 Physical Properties of Wolf Rayet Stars Annual Review of Astronomy amp Astrophysics 45 177 219 Arhiv originalu za 10 chervnya 2016 Procitovano 19 kvitnya 2012 angl nbsp Ce nezavershena stattya z astronomiyi Vi mozhete dopomogti proyektu vipravivshi abo dopisavshi yiyi Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Zori Volfa Rajye amp oldid 39668637